Descoberto disco de poeira em torno de uma estrela velha

O Interferômetro do Very Large Telescope (VLT) instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, obteve a imagem mais nítida até hoje de um disco de poeira em torno de uma estrela envelhecida.

© ESO/DSS 2/Davide De Martin (anel de poeira em torno de estrela dupla envelhecida)

Pela primeira vez estas estruturas podem ser comparadas aos discos que se situam em torno de estrelas jovens, e o fato é que são surpreendentemente similares. É até possível que um disco que apareça no final da vida de uma estrela possa ainda dar origem uma segunda geração de planetas.

À medida que se aproximam do final das suas vidas, muitas estrelas desenvolvem discos estáveis de gás e poeira à sua volta. Este material é ejetado por ventos estelares na época em que a estrela se encontra na fase evolutiva de gigante vermelha. Estes discos parecem-se com os que formam planetas em torno de estrelas jovens. Mas, até agora, os astrônomos nunca tinham conseguido comparar os dois tipos de discos, ou seja, os que se formam no início e os que se formam no final do ciclo de vida das estrelas.
Embora existam muitos discos associados a estrelas jovens que estão suficientemente perto de nós para poderem ser estudados em detalhe, não existem estrelas velhas com discos suficientemente perto da Terra para que possamos obter imagens detalhadas.
Mas isso agora mudou. Uma equipe de astrônomos liderada por Michel Hillen e Hans Van Winckel do Instituut voor Sterrenkunde de Leuven, na Bélgica, utilizou todo o poder do Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, com o instrumento PIONIER e o recentemente atualizado detector RAPID.
O alvo da equipe foi uma estrela dupla velha, IRAS 08544-4431, que se situa a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra na constelação austral da Vela. O nome do objeto indica que se trata de uma fonte de radiação infravermelha que foi detectada e catalogada pelo satélite IRAS nos anos 1980. Esta estrela dupla consiste numa gigante vermelha, que expeliu o seu material para um disco de poeira à sua volta, e uma estrela menos evoluída mais normal que orbita próximo da gigante vermelha.
Jacques Kluska, um membro da equipe da Universidade Exeter, no Reino Unido, explica: “Ao combinar a radiação coletada pelos vários telescópios do Interferômetro do VLT, obtivemos uma imagem com nitidez surpreendente, o equivalente ao que um telescópio com um diâmetro de 150 metros conseguiria ver. A resolução é tão elevada que, em termos de comparação, poderíamos determinar o tamanho e a forma de uma moeda de 1 euro vista a uma distância de 2.000 quilômetros!”
Graças à nitidez sem precedentes das imagens] obtidas pelo VLTI e a uma técnica nova que consegue remover as estrelas centrais da imagem de modo a vermos o que está ao seu redor, a equipe pôde obter pela primeira vez todos os blocos constituintes do sistema IRAS 08544-4431. A resolução do VLTI, quando usado com os quatro telescópios auxiliares, foi cerca de um milisegundo de arco (um milésimo de 1/3.600 de grau).
A estrutura mais proeminente da imagem é claramente o disco resolvido. O limite interior do disco, observado pela primeira vez nestas imagens, corresponde muito bem ao que se espera do começo de um disco de poeira: a poeira próxima da estrela evapora-se devido à violenta radiação emitida por estes objetos.
“Ficamos surpresos ao descobrir um brilho mais fraco que vem muito provavelmente de um pequeno disco de acreção que se encontra em torno da estrela companheira. Sabíamos que esta estrela era dupla, mas não esperávamos ver a companheira de forma direta. É realmente graças ao imenso salto em desempenho fornecido pelo novo detector PIONIER que conseguimos ver as regiões mais internas deste sistema distante,” acrescenta o autor principal Michel Hillen.
A equipe descobriu que os discos em torno das estrelas velhas são na realidade muito semelhantes aos discos que formam planetas em torno de estrelas jovens. Teremos ainda que determinar se realmente se poderá formar uma segunda geração de planetas em torno destas estrelas velhas, no entanto esta possibilidade é claramente intrigante.
“As nossas observações e modelos abrem uma nova janela no estudo da física destes discos, assim como na evolução estelar de estrelas duplas. Pela primeira vez as complexas interações entre sistemas binários próximos e o meio empoeirado ao seu redor podem ser resolvidas no espaço e no tempo,” conclui Hans Van Winckel.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Imaging the dust sublimation front of a circumbinary disk”, de M. Hillen et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics Letters.

Fonte: ESO

A galáxia NGC 5866 vista de perfil

Por que esta galáxia é tão fina?

© Hubble/Hunter Wilson (NGC 5866)

A maioria dos discos galácticos são justamente tão finos como da galáxia NGC 5866, vista na imagem acima, mas são vistos de perfil do nosso ponto de vista. Uma galáxia que está situada de perfial é a nossa própria galáxia, a Via Láctea.

A NGC 5866 é classificada como uma galáxia lenticular, possuindo inúmeras e complexas faixas de poeira que aparecem escuras e em tons de vermelho, enquanto que as estrelas brilhantes do seu disco fornecem um tom subjacente mais azul.

O disco azulado de estrelas jovens pode ser visto se estendendo além da poeira no extremamente fino plano galáctico, enquanto que o bojo no centro do disco aparece tingido em tons mais alaranjado pelas estrelas vermelhas mais velhas que provavelmente existem lá.

Embora, a NGC 5866 tenha massa similar da Via Láctea, a luz leva cerca de 60.000 anos para atravessá-la, cerca de 30% menos do que a luz leva para atravessar a nossa Galáxia.

Em geral, os discos galácticos são usualmente muito finos porque o gás que os formou coalesceu a medida que gira em torno do seu centro gravitacional.

A galáxia NGC 5866 está localizada a 50 milhões de anos luz na direção da constelação do Dragão (Draco).

Fonte: NASA

Revelada a misteriosa “escuridão” de Mercúrio

Os cientistas há muito que se perguntam sobre o que torna a superfície de Mercúrio tão escura.

© NASA/JHUAPL/Carnegie Science (halo escuro na cratera Basho)

A imagem oblíqua acima mostra o halo escuro que rodeia a cratera Basho. O halo é composto pelo denominado Low Reflectance Material (LRM), que foi escavado das profundezas quando a cratera foi formada. A região é também conhecida pelas suas crateras com raios brilhantes, que tornam a área facilmente visível mesmo de longe.

O planeta mais interior do Sistema Solar reflete muito menos luz solar do que a Lua, um corpo cuja escuridão superficial é controlada pela abundância de minerais ricos em ferro. Sabe-se que estes são raros à superfície de Mercúrio. Então qual é o "agente de escurecimento"?

Há cerca de um ano atrás, os cientistas propuseram que o tom escuro de Mercúrio era devido a carbono gradualmente acumulado pelo impacto de cometas que viajavam até ao Sistema Solar interior. Agora, os cientistas liderados por Patrick Peplowski do Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins usaram dados da missão MESSENGER para confirmar uma alta abundância de carbono à superfície de Mercúrio. No entanto, também descobriram que, em vez de ser entregue por cometas, o carbono é provavelmente originário das profundezas do planeta, na forma de uma crosta agora perturbada e enterrada rica em grafite, alguma da qual foi mais tarde trazida até à superfície por processos de impacto depois da formação da maioria da crosta atual de Mercúrio.

“A proposta inicial da entrega de carbono pelos cometas tinha por base modelos e simulações. Apesar de termos sugestões anteriores de que o carbono pudesse ser o agente de escurecimento, não tínhamos evidências diretas. Nós usamos o espectrômetro de nêutrons da MESSENGER para resolver espacialmente a distribuição do material mais escuro em Mercúrio e este material é provavelmente originário das profundezas da crosta. Além disso, usamos nêutrons e raios X para confirmar que o material escuro não é enriquecido em ferro, em contraste com a Lua onde os minerais ricos em ferro escurecem a superfície,” explicou Larry Nittler, pesquisador da missão MESSENGER, da Universidade de Carnegie.

A MESSENGER obteve os seus dados estatisticamente robustos através de muitas órbitas em que a nave espacial passava a menos de 100 km da superfície do planeta durante o seu último ano de operações. Os dados usados para identificar o carbono incluíram medições recolhidas dias antes do impacto da MESSENGER em Mercúrio em abril de 2015. Medições repetidas pelo espectrômetro de nêutrons mostraram quantidades mais elevadas de nêutrons de baixa energia, uma assinatura consistente com a presença de carbono elevado, proveniente da superfície quando a sonda passava por cima de concentrações do material mais escuro. A determinação da quantidade de carbono presente necessitou da combinação das medições dos nêutrons com outros conjuntos de dados da MESSENGER, incluindo medições em raios X e espectros de refletância. Em conjunto, os dados indicam que as rochas à superfície de Mercúrio são constituídas por uma baixa porcentagem [em massa] de carbono grafítico, que é muito mais elevada do que em outros planetas. A grafite tem o melhor ajuste com os espectros de refletância, a comprimentos de onda visíveis, e as condições suscetíveis para produzir o material.

"Quando Mercúrio era muito jovem, grande parte do planeta era provavelmente tão quente que havia um 'oceano' de magma derretido. A partir de experiências laboratoriais e modelos, os cientistas sugeriram que à medida que este magma arrefecia, a maioria dos materiais que solidificava afundava. Uma exceção notável é a grafite, que teria conseguido flutuar para formar a crosta original de Mercúrio.

“A descoberta de carbono abundante à superfície sugere que podemos estar vendo remanescentes da antiga crosta original de Mercúrio misturada com rochas vulcânicas e material expelido por impactos que formam a superfície que vemos hoje. Este resultado é uma prova do sucesso fenomenal da missão MESSENGER e contribui para uma longa lista de maneiras pelas quais o planeta mais perto do Sol difere dos seus vizinhos planetários e fornece pistas adicionais sobre a origem e evolução inicial do Sistema Solar interior,” concluiu Nittler.

Um artigo foi publicado ontem na revista Nature Geoscience.

Fonte: Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

Uma forte atividade óptica do blazar OJ287

O quasar OJ 287, situado a 3.5 mil milhões de anos-luz na direcção da constelação do Caranguejo, foi descoberto em meados dos anos 60 como uma fonte intensa de ondas de rádio.

© Caltech (ilustração de um quasar)

Um estudo subsequente de registos fotográficos desde 1887, mostrou que o objecto produz regularmente erupções durante as quais o seu brilho aparente atinge a magnitude 13, correspondente a uma magnitude absoluta de -27, ou uma luminosidade real 400 vezes superior à da Via Láctea inteira! Durante estas erupções o OJ287 pode ser observado com um telescópio de tamanho mediano, de 20 ou 25 cm de abertura.

Este tipo de erupções no espectro visível é invulgar entre os quasares e despertou o interesse dos astrónomos. Observações recentes indicam que o buraco negro super-maciço no centro do quasar é enorme, com uma massa estimada de 18 mil milhões de massas solares! Curiosamente, poderá não estar sozinho. As variações regulares no brilho sugerem que é orbitado por um outro buraco negro, mais pequeno, com “apenas” 100 milhões de massas solares, semelhante ao buraco negro central da Via Láctea, com uma periodicidade de 12 anos.

Observar visualmente estes objectos longínquos tem algo de mágico. Ao vê-los estamos a captar nas nossas retinas fotões que iniciaram a sua viagem de 3.5 mil milhões de anos pelo espaço inter-galáctico nas imediações do buraco negro central. É o mais próximo que conseguimos estar deles. No caso do OJ 287, a sua observação é bem simples pois é fácil de encontrar e está em erupção. Se quiser tentar, a sua viagem começa junto ao enxame de estrelas da Colmeia ou Messier 44.

Um quasar é composto por um buraco negro super-maciço e a sua região circundante, normalmente localizado no núcleo de uma galáxia. Quando um quasar está activo, o gás da galáxia (ou de outra galáxia durante uma colisão) é capturado pelo campo gravitacional do buraco negro e forma um disco de acreção em torno dele. O gás nesse disco orbita o buraco negro a alta velocidade e a fricção e o intenso campo electromagnético aquecem-no a temperaturas muito elevadas, provocando a emissão de radiação muito energética como raios gama, raios-X e raios ultravioleta.

Os quasares activos são os objectos mais luminosos do Universo. A radiação é emitida de forma particularmente intensa na direcção perpendicular ao disco. Nas outras direcções é absorvida por um toro de gás e poeiras na periferia do disco de acreção. De facto, crê-se que todas as galáxias activas têm quasares nos seus centros e que as suas diferenças de aspecto, quando observadas a partir da Terra, se devem ao facto de observarmos os seus quasares segundo diferentes perspectivas. Os quasares mais luminosos, como o OJ 287, são designados por blazars, e têm a particularidade do eixo perpendicular ao disco de acreção estar quase perfeitamente alinhado com a linha de visão da Terra e, por esse motivo, vemos o disco de acreção ultra-luminoso com uma obstrução mínima.

Fonte: Astronomical Observatory of the Jagiellonian University

A passagem do asteroide 2013 TX68

Um pequeno asteroide da família dos Apollos com um diâmetro estimado em 30 metros que passou pela Terra a uma distância confortável de 2 milhões de quilômetros em 13 de Outubro de 2013, irá novamente passar pelo nosso planeta.

© ESA (ilustração de um asteroide passando próximo da Terra)

Conhecido como 2013 TX68, o objeto foi descoberto pelo Catalina Sky Survey no dia 6 de Outubro de 2013. Inicialmente, as previsões eram que ele passasse pela Terra no seu ponto de máxima aproximação, em 5 de Março de 2016, porém observações adicionais feitas do asteroide, fizeram com que fosse possível refinar seus parâmetros orbitais e a data de maior aproximação com a Terra será 8 de Março de 2016.

As observações das imagens de arquivo fornecidas pelo Pan-STARRS Asteroid Survey, um programa financiado pela NASA, permitiu que os cientistas do Center for Near-Earth Object Studies (CNEOS) no Jet Propulsion Laboratory da NASA, em Pasadena, na Califórnia, pudesse refinar as previsões anteriores de distância, e confirmar que o asteroide não causa nenhum tipo de ameaça para a Terra.

“Nós já sabíamos que o asteroide 2013 TX68 passaria com segurança, sem se chocar com a Terra no início de Março, mas os dados adicionais permitem que se possa agora ter uma melhor ideia da sua trajetória. Os dados indicam que o pequeno asteroide passará mais distante da Terra do que se imaginava anteriormente,” disse Paul Chodas, diretor do CNEOS.

Marco Micheli do NEO Coordination Centre (NEOCC/SpaceDys) da ESA, em Frascati, na Itália, foi o astrônomo que identificou o objeto nas imagens de arquivo, mediu sua posição, e forneceu essas observações para o Minor Planet Center em Cambridge, Massachussetts.

A nova previsão feita pelo CNEO é que o asteroide 2013 TX68 irá passar a aproximadamente a 5 milhões de quilômetros de distância da Terra, ou algo em torno de 13 vezes a distância da Terra a Lua, às 9:06 da manhã (horário de Brasília), do dia 8 de Março de 2016. Existe a possibilidade de que ele possa passar um pouco mais próximo, mas não tão próximo que 24.000 km acima da superfície da Terra. As novas observações também servirão para melhor restringir a trajetória do 2013 TX68 nos próximos anos, o CNEOS determinou que o 2013 TX68 não irá se chocar com a Terra durante o próximo século.

"Não há nenhuma preocupação com relação a este asteroide, a menos que você estava interessado em vê-lo com um telescópio," disse Chodas. As perspectivas para observar este asteroide não são favoráveis, pois possui tamanho muito pequeno e estará muito distante, cuja magnitude não excederá +20 no seu limite.

Os cálculos das órbitas dos asteroides mudam constantemente, e são sempre atualizados, com base nas observações que são relatadas para o Minor Planet Center. Isso resulta em projeções das distâncias nominais mínima e máxima que o asteroide passará da Terra, e as vezes existe uma grande incerteza nessas distâncias devido à falta de observações. Ao longo do tempo, com observações adicionais a determinação dos parâmetros orbitais do asteroide reduzirá as incertezas da órbita.
A NASA exibe uma lista completa de aproximações recentes e futuras dos próximos asteroides que passarão perto da Terra, que pode ser vista no site CNEOS.

Fonte: Astronomy Now

Hubble quebra recorde de distância cósmica

Levando o telescópio espacial Hubble da NASA e ESA aos seus limites, uma equipe internacional de astrônomos quebrou o recorde de distância cósmica ao medir a galáxia mais longínqua já vista no Universo.

© Hubble/P. Oesch (a galáxia remota GN-z11)

Esta galáxia surpreendentemente brilhante, chamada GN-z11, é vista como era há 13,4 bilhões de anos atrás, apenas 400 milhões de anos após o Big Bang. A galáxia GN-z11 está localizada na direção da constelação de Ursa Maior.

"Demos um grande passo para trás no tempo, para além do que esperávamos ser capazes de ver com o Hubble. Observamos a GN-z11 num momento em que o Universo tinha apenas 3% da sua idade atual," explicou Pascal Oesch, pesquisador principal que pertence à Universidade de Yale. A equipe inclui cientistas dessa universidade, do Space Telescope Science Institute (STScI) e da Universidade da Califórnia.

Os astrônomos estão aproximando-se das primeiras galáxias formadas no Universo. As novas observações do Hubble conduz para um reino que se pensava ser apenas acessível com o futuro telescópio espacial James Webb da NASA, ESA e CSA.

Esta medição fornece fortes evidências de que algumas galáxias invulgares e inesperadamente brilhantes, encontradas anteriormente em imagens do Hubble, estão na realidade a estas distâncias extraordinárias. Antes, a equipe tinha estimado a distância até a GN-z11 determinando a sua cor através de imagens com o Hubble e com o Spitzer. Agora, pela primeira vez para uma galáxia a uma distância tão extrema, foi utilizado o instrumento Wide Field Camera 3 (WFC3) para medir com precisão a distância até a GN-z11, espectroscopicamente, dividindo a luz nas suas cores componentes.

As grandes distâncias são medidas através da determinação do desvio para o vermelho (redshift) de uma galáxia. Este fenômeno é o resultado da expansão do Universo; cada objeto distante no Universo parece estar afastando-se de nós porque a sua luz é esticada para comprimentos de onda mais longos à medida que viaja através do espaço em expansão para alcançar os nossos telescópios. Quanto maior o desvio para o vermelho, mais longe está a galáxia.

"As nossas observações espectroscópicas revelam que a galáxia está ainda mais distante do que inicialmente tínhamos pensado, mesmo no limite de distância que o Hubble pode observar," afirma Gabriel Brammer do STScI.

Antes dos astrônomos determinarem a distância de GN-z11, a galáxia mais distante cuja distância tinha sido determinada espectroscopicamente tinha um desvio para o vermelho de 8,68 (13,2 bilhões de anos no passado). Agora, a GN-z11 tem um desvio para o vermelho de 11,1 (quase 200 milhões de anos mais perto do Big Bang). "Este é um feito extraordinário para o Hubble. Conseguiu bater todos os recordes de distância anteriores, detidos durante anos por telescópios terrestres muito maiores," afirma Pieter van Dokkum, pesquisador da Universidade de Yale. "Este novo recorde provavelmente vai ficar até ao lançamento do telescópio espacial James Webb."

A combinação das imagens do Hubble e do Spitzer revela que a GN-z11 é 25 vezes mais pequena que a Via Láctea e tem apenas 1% da massa da nossa Galáxia em estrelas. No entanto, a recém-nascida GN-z11 está crescendo rapidamente, formando estrelas a um ritmo cerca de 20 vezes maior do que a nossa Galáxia atualmente. Isto torna a galáxia remota brilhante o suficiente para que os astrônomos a encontrassem e realizassem observações com o Hubble e com o Spitzer.

Os resultados revelam novas pistas surpreendentes sobre a natureza do Universo primitivo. "É incrível que uma galáxia tão massiva exista apenas 200 a 300 milhões de anos após a formação das primeiras estrelas. É preciso um crescimento muito rápido, uma produção estelar a uma velocidade enorme, para formar uma galáxia com bilhões de massas solares tão cedo," explicou Garth Illingworth, pesquisador da Universidade da Califórnia em Santa Cruz.

Estes resultados fornecem uma visualização tentadora das observações que o telescópio espacial James Webb irá executar depois de ser lançado para o espaço em 2018. "O Hubble e o Spitzer já estão chegando ao território do Webb," comenta Oesch.

"Esta nova descoberta mostra que o telescópio Webb vai certamente encontrar muitas destas galáxias jovens que remontam à formação das primeiras galáxias," acrescenta Illingworth.

Esta descoberta também tem consequências importantes para o Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) da NASA, que terá a capacidade de encontrar milhares de galáxias brilhantes e muito distantes.

Os resultados foram aceitos para publicação numa edição futura da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Uma galáxia espiral na constelação do Escultor

A NGC 134 certamente não é a galáxia espiral mais conhecida na constelação do Escultor. No entanto esta magnifica galáxia é claramente um tesouro telescópico nos céus meridionais.

© Volker Wendel (NGC 134 e NGC 131)

A NGC 134 compartilha um núcleo brilhante, faixas de poeira acumulada e braços espirais, vagamente misturados com estrelas pontiagudas da Via Láctea no primeiro plano, além da diminuta galáxia NGC 131, à esquerda, nesta nítida visão cósmica.

A NGC 134 está localizada a cerca de 60 milhões de anos luz da Terra e é vista de forma parcialmente perfilada. Com um diâmetro de 150.000 anos luz, é cerca 50% mais larga que Via Láctea. O disco torcido da NGC 134 e suas tênues extensões mostram sinais de passadas interações gravitacionais com galáxias vizinhas.

Assim como a mais próxima e a mais brilhante da galáxia  da constelação do Escultor, a NGC 253, elos de poeira parecem escalar o disco galáctico polvilhado de aglomerados de estrelas azuis e regiões rosadas de formação estelar.

Fonte: NASA

O reino das gigantes enterradas

Nesta imagem abaixo vemos nuvens de gás vermelhas iluminadas por estrelas massivas raras que começaram a brilhar há pouco tempo e por isso ainda se encontram profundamente enterradas em espessas nuvens de poeira.

© ESO/VLT Survey Telescope (o céu em torno da região de formação estelar RCW 106)

Estas estrelas muito jovens e extremamente quentes são apenas personagens passageiras no palco cósmico, e a sua origem permanece um mistério. A enorme nebulosa onde estas gigantes se formaram, juntamente com o meio rico e fascinante que as envolve, foi captada em grande detalhe pelo VLT Survey Telescope (VST) do ESO no Observatório do Paranal, no Chile.

A RCW 106 é uma extensa nuvem de gás e poeira situada a cerca de 12.000 anos-luz de distância na constelação da Régua. O nome da região foi assim definido por se tratar da entrada nº 106 num catálogo de regiões H II da Via Láctea austral. O catálogo foi compilado em 1960 por três astrônomos do Observatório do Monte Stromlo na Austrália, cujos sobrenomes eram Rodgers, Campbell e Whiteoak, daí o prefixo RCW. As regiões H II como a RCW 106 são constituídas por nuvens de hidrogênio gasoso que está sendo ionizado pela intensa radiação estelar de estrelas jovens muito quentes, fazendo com que as nuvens brilhem e apresentem formas estranhas e maravilhosas.
A RCW 106 propriamente dita é uma nuvem vermelha situada acima do centro nesta nova imagem, embora uma grande parte desta enorme região H II se encontre escondida pela poeira e seja muito mais extensa do que a parte que é observada no visível. Podemos ainda observar nesta imagem de grande angular do VST muitos outros objetos sem qualquer relação com a região H II. Por exemplo, os filamentos que se vêem à direita da imagem são restos de uma supernova antiga e os filamentos brilhantes vermelhos em baixo e à esquerda rodeiam uma estrela incomum muito quente. O resto de supernova é o SNR G332.4-00.4, também conhecido por RCW 103. Este objeto tem cerca de 2.000 anos. Os filamentos mais abaixo são RCW 104, que rodeiam a estrela Wolf-Rayet WR 75. Embora estes objetos tenham números RCW, investigação posterior detalhada revelou que nenhum deles era uma região H II.Também podemos observar um pouco por toda a paisagem cósmica áreas de poeira escura obscurante.
Os astrônomos já estudam a RCW 106 há algum tempo, embora não sejam as nuvens vermelhas que lhes chamem a atenção, mas sim a misteriosa origem das estrelas poderosas e massivas que estão enterradas no seu interior. Embora sejam muito brilhantes, estas estrelas não podem ser observadas em imagens no visível, como é o caso desta imagem, pois a poeira à sua volta é muito espessa, mas tornam a sua presença conhecida em imagens da região obtidas em comprimentos de onda maiores.
No caso de estrelas menos massivas como o Sol, compreendemos bem o processo que lhes dá origem, à medida que nuvens de gás se atraem mutuamente pela força da gravidade, a temperatura e densidade aumentam originando assim a fusão nuclear. No entanto, para estrelas mais massivas enterradas em regiões como RCW 106, esta explicação é não totalmente adequada. Estas estrelas de tipo O podem ter massas de muitas dezenas de vezes a massa do Sol e não é claro como é que conseguem juntar e manter gás suficiente para se formarem.
As estrelas do tipo O formam-se muito provavelmente das zonas mais densas das nebulosas como RCW 106 e são notoriamente difíceis de estudar. Além do obscurecimento provocado pela poeira, outra dificuldade deve-se ao fato das suas vidas serem muito breves. Estas estrelas queimam o seu combustível nuclear em meras dezenas de milhões de anos, enquanto as estrelas mais leves têm vidas que duram muitas dezenas de bilhões de anos. A dificuldade em formar estrelas com esta massa e a brevidade das suas vidas, faz com que estes objetos sejam muito raros, apenas uma em cada três milhões de estrelas na nossa vizinhança cósmica é uma estrela do tipo O. Nenhuma delas se encontra suficientemente próximo de nós para que a possamos estudar com todo o detalhe e por isso a formação destas gigantes estelares passageiras permanece um mistério, embora a sua enorme influência seja inconfundível em regiões H II brilhantes como esta.

Fonte: ESO

A fronteira do campo magnético interestelar

Imediatamente depois do seu lançamento em 2008, o IBEX (Interstellar Boundary Explorer) da NASA avistou algo curioso numa fatia fina do espaço: que mais partículas corriam por uma faixa longa mas estreita do céu do que em qualquer outro lugar.

© NASA/IBEX/Adler Planetarium (ilustração da heliosfera)

A origem desta faixa obtida pelo IBEX era desconhecida, mas a sua própria existência abriu portas para observar o que está fora do nosso Sistema Solar, do mesmo modo que gotas de chuva numa janela nos dizem mais sobre o tempo lá fora.

Agora, um novo estudo usa dados do IBEX e simulações da fronteira interestelar, situada na orla da bolha magnética gigante que rodeia o nosso Sistema Solar chamada heliosfera, para melhor descrever o espaço na nossa vizinhança galáctica. O estudo determina com precisão a força e a direção do campo magnético fora da heliosfera. Esta informação dá-nos um olhar sobre as forças magnéticas que dominam a galáxia, ensinando-nos mais sobre a nossa casa no espaço.

O estudo é baseado numa teoria particular da origem da faixa obtida pelo IBEX, na qual as partículas oriundas da faixa são na realidade material solar refletido de volta para nós depois de uma longa viagem até aos limites magnéticos do Sol. Em torno do Sol existe uma bolha gigante, a heliosfera, e esta está preenchida com o que é chamado vento solar, o fluxo constante de gás ionizado do Sol conhecido como plasma. Quando estas partículas alcançam a fronteira da heliosfera, o seu movimento torna-se mais complicado.

"A teoria diz que alguns prótons do vento solar são enviados de volta na direção do Sol como átomos neutros depois de uma série complexa de trocas de carga, criando a faixa IBEX," afirma Eric Zirnstein, cientista espacial do Southwest Research Institute (SwRI) em San Antonio, Texas, EUA, e autor principal do estudo. "As simulações e as observações do IBEX identificam este processo, que leva em algum lugar entre 3 e 6 anos, em média, como a causa mais provável da faixa IBEX."

Fora da heliosfera encontra-se o meio interestelar, que tem plasma com velocidades, densidades e temperaturas diferentes das do plasma do vento solar, bem como gases neutros. Estes materiais interagem com a borda da heliosfera para criar uma região chamada heliosfera interna, delimitada no interior pelo choque de terminação, que está duas vezes mais longe de nós do que a órbita de Plutão, e no exterior pela heliopausa, o limite entre o vento solar e o meio interestelar comparativamente denso.

Alguns prótons do vento solar que fluem para fora do Sol e para esta região fronteiriça ganham um elétron, tornando-os neutros e permitindo-lhes atravessar a heliopausa. Uma vez no meio interestelar, podem perder esse elétron novamente, fazendo-os girar em torno do campo magnético interestelar. Se essas partículas apanham outro elétron, no local e momento ideais, podem ser disparadas de volta para a heliosfera, viajando todo o caminho de volta até à Terra, onde colidem com o detetor do IBEX. As partículas transportam informações sobre toda aquela interação com o campo magnético interestelar e, quando atingem o detector, dão-nos uma visão sem precedentes sobre as características dessa região no espaço.

"A Voyager 1 é a única sonda que efetua observações diretas do campo magnético interestelar, e essas estão perto da heliopausa, onde é distorcido," comenta Zirnstein. "Mas esta análise fornece uma boa determinação da sua força e direção para mais longe."

As direções das diferentes partículas da faixa que são disparadas de volta para a Terra são determinadas pelas características do campo magnético interestelar. Por exemplo, as simulações mostram que a maioria das partículas energéticas vêm de uma região do espaço diferente da região das partículas menos energéticas, o que fornece pistas do modo como o campo magnético interestelar interage com a heliosfera.

Nesse estudo recente, tais observações foram usadas para semear simulações da origem da faixa. Não só essas simulações preveem corretamente as localizações das partículas neutras da faixa a diferentes energias, como o campo magnético interestelar deduzido concorda com as medições da Voyager 1, com o desvio dos gases neutros interestelares e com as observações de luz estelar polarizada distante.

No entanto, algumas simulações iniciais do campo magnético interestelar não chegam a alinhar. Essas estimativas pré-IBEX foram largamente baseadas em dois pontos de dados, as distâncias a que as Voyager 1 e 2 cruzaram o choque de terminação.

"A Voyager 1 cruzou o choque de terminação às 94 UA (unidades astronômicas) do Sol, e a Voyager 2 às 84 UA," comenta Zirnstein. Uma unidade astronômica é equivalente a cerca de 150 milhões de quilômetros, a distância média entre a Terra e o Sol. "Essa diferença de 1,5 bilhões de quilômetros foi explicada principalmente por um campo magnético forte e muito inclinado que empurra a heliosfera."

Mas essa diferença pode ser explicada se tivermos em consideração uma influência mais forte do ciclo do vento solar, que pode levar a mudanças na força do vento solar e assim alterar a distância ao choque de terminação nas direções das Voyager 1 e 2. As duas sondas Voyager fizeram as suas medições quase com três anos de intervalo, dando tempo suficiente ao vento solar variável para mudar a distância do choque de terminação.

"Os cientistas de campo estão desenvolvendo modelos mais sofisticados do vento solar dependente do tempo," afirma Zirnstein. As simulações geralmente combinam bem com os dados das Voyager.

"As novas descobertas podem ser usadas para melhor compreender como o nosso ambiente espacial interage com o ambiente interestelar além da heliopausa," comenta Eric Christian, cientista do programa IBEX no Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, no estado americano de Maryland, que não esteve envolvido neste estudo. "Por sua vez, a compreensão dessa interação pode ajudar a explicar, de uma vez por todas, o mistério do que provoca a faixa IBEX."

Um artigo sobre o estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

A formação acentuada de estrelas numa galáxia espiral

A festa ainda está acontecendo na galáxia espiral NGC 3310.

© Gemini (NGC 3310)

Há 100 milhões de anos aproximadamente a galáxia NGC 3310 provavelmente colidiu com uma galáxia menor fazendo com que a galáxia espiral maior acendesse em um tremendo surto de formação estelar.

A alteração da gravidade durante a colisão criou ondas de densidade que comprimiram as nuvens de gás existentes e acionaram a formação estelar.

A imagem acima obtida pelo Gemini North Telescope mostra a galáxia NGC 3310 em detalhes sutis, com codificação de cores de forma que os tons de rosa enfatizam a presença do gás enquanto que o branco e o azul destacam as estrelas.

Alguns dos aglomerados estelares da galáxia são bem jovens, indicando de alguma forma que as galáxias com surtos explosivos de formação estelar permanecem nesta situação por bastante tempo.

A galáxia espiral NGC 3310, visível através de telescópios de menor porte, tem um diâmetro estimado em 50.000 anos-luz, e está localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz na direção da constelação da Ursa Maior.

Fonte: NASA

O novo retrato da Nebulosa da Alma

Estrelas estão se formando na Alma da Rainha da Etiópia (Cassiopeia), mais especificamente, dentro de uma grande região de formação estelar chamada de Nebulosa da Alma (IC 1848).

© Roberto Colombari (IC 1848)

Essa nebulosa reside na direção da constelação de Cassiopeia, que de acordo com a mitologia grega foi a vaidosa mãe de Andrômeda e esposa do Rei Cepheus, que governou as terras altas que envolviam o rio Nilo.

A imagem acima aparece em tons preponderantes de vermelho devido a emissão principal de uma específica tonalidade de luz gerada pelo hidrogênio gasoso excitado.

A Nebulosa da Alma hospeda diversos aglomerados estelares abertos, a poderosa fonte de emissão de rádio W5 e grandes bolhas remanescente de ventos gerados por jovens estrelas massivas.

  © Spitzer (W5)

A IC 1848 está localizada a 6.500 anos luz de distância e tem um diâmetro de cerca de 100 anos-luz, e geralmente a Nebulosa da Alma é retratada ao lado da sua vizinha celestial, a Nebulosa do Coração (IC 1805).

  © Davide De Martin (IC 1805 e IC 1848)

Fonte: NASA

Buracos negros gêmeos podem ter nascido de uma única estrela

No dia 14 de setembro de 2015, o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) detectou ondas gravitacionais da fusão de dois buracos negros com 29 e 36 vezes a massa do Sol.

© Mark Garlick (colisão de buracos negros)

Espera-se que tal evento seja escuro, mas o telescópio espacial Fermi detectou uma explosão de raios gama apenas uma fração de segundo depois do sinal do LIGO. Uma nova pesquisa sugere que os dois buracos negros podem ser o resultado de uma única estrela massiva cuja morte gerou a explosão de raios gama.

"É o equivalente cósmico de uma mãe grávida de gêmeos," afirma o astrofísico Avi Loeb do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Normalmente, quando uma estrela gigante chega ao fim da vida, o seu núcleo colapsa num único buraco negro. Mas se a estrela girar muito depressa, o seu núcleo pode ser esticado para uma forma parecida com um haltere e fragmentar-se em dois pedaços, cada um formando o seu próprio buraco negro.

Uma estrela muito massiva forma-se muitas vezes da fusão de duas estrelas menores. E uma vez que as estrelas teriam que possuir um período de translação (uma em torno da outra) cada vez mais pequeno à medida que espiralavam em conjunto, seria de esperar que a estrela resultante girasse também muito rapidamente.

Depois da formação do par de buracos negros, o invólucro exterior da estrela dirigiu-se rapidamente na sua direção. A fim de poder alimentar tanto o evento de onda gravitacional como a explosão de raios gama, os buracos negros gêmeos devem ter nascido muito próximos um do outro, com uma separação inicial na ordem do tamanho da Terra, e fundiram-se em poucos minutos. O buraco negro singular e recém-formado, daí resultante, alimentou-se em seguida da matéria em queda, consumindo o equivalente a uma massa solar a cada segundo e sustentando jatos de matéria que foram expelidos para fora e que produziram a explosão.

O Fermi detetou a explosão apenas 0,4 segundos depois do LIGO ter detectado as ondas gravitacionais, e a partir da mesma área geral do céu. No entanto, o satélite europeu de raios gama INTEGRAL não confirmou o sinal.

"Mesmo que a detecção do Fermi seja falso alarme, os eventos futuros do LIGO devem ser monitorados para acompanhar radiação, independentemente se forem originários da fusão de buracos negros," explica Loeb.

Se forem detectadas mais explosões de raios gama a partir de eventos de ondas gravitacionais, estas poderão proporcionar um novo método promissor de medir distâncias cósmicas e a expansão do Universo. Ao avistar o brilho de uma explosão de raios gama e medir o seu desvio para o vermelho e comparando-o com a medição independente da distância pelo LIGO, os astrônomos podem restringir com precisão os parâmetros cosmológicos. "Os buracos negros astrofísicos são muito mais simples do que outros indicadores de distância, como as supernovas, uma vez que são totalmente definidos apenas pela sua massa e rotação," comenta Loeb.

"Este é um artigo científico com uma agenda, estimular trabalhos vigorosos de acompanhamento, no período crucial após a descoberta inicial do LIGO, onde o desafio é compreender todas as suas implicações. Se a história nos serve de guia, a abordagem múltipla defendida por Loeb, usando tanto ondas gravitacionais como radiação eletromagnética, promete mais uma vez uma visão profunda sobre a natureza física da notável fonte do LIGO," afirma Volker Bromm da Universidade do Texas em Austin.

A pesquisa foi aceita para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Procurando o Planeta 9

Usando observações da sonda Cassini, uma equipe de astrônomos do Observatório de Paris e do Observatório de la Côte d'Azur foi capaz de especificar as posições possíveis de um nono planeta no Sistema Solar.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do Planeta 9)

Os objetos do Cinturão de Kuiper, corpos pequenos parecidos com Plutão localizados além de Netuno, têm uma distribuição especial que é difícil de explicar por puro acaso. Foi isto que levou Konstantin Batygin e Mike Brown (Caltech, nos EUA) a propor, num artigo publicado no dia 20 de janeiro de 2016 na revista The Astronomical Journal, a existência de um nono planeta com 10 vezes a massa da Terra cujas perturbações sobre os objetos do Cinturão de Kuiper levaram à sua atual distribuição. Por meio de simulações numéricas, determinaram a órbita possível deste planeta. Para ser capaz de reproduzir a distribuição observada dos objetos do Cinturão de Kuiper, esta órbita, com um semieixo maior de 700 UA, deve ser muito excêntrica (e=0,6) e inclinada (30º em relação à eclíptica), mas o estudo de Batygin e Brown não propôs restrições sobre a atual posição do planeta. Isto não facilita a tarefa dos observadores que precisam procurar em todas as direções possíveis, em longitude, para tentar descobrir este planeta.

Desde 2003 que A. Fienga (astrônomo do Observatório de la Côte d'Azur), J. Laskar (astrônomo do Observatório de Paris e diretor de pesquisa do Centre National de la Recherche Scientifique) e a sua equipe estão desenvolvendo as efemérides planetárias INPOP, que calculam o movimento dos planetas no Sistema Solar com a maior precisão possível. Em particular, usando dados da sonda Cassini (NASA/ESA/ASI), conhece-se a distância entre a Terra e Saturno com uma incerteza de aproximadamente 100 metros. Os pesquisadores tiveram a ideia de usar o modelo INPOP para testar a possibilidade de acrescentar um nono planeta ao Sistema Solar, como proposto por Batygin e Brown.

No recente estudo, a equipe francesa mostra que, dependendo da posição do planeta a partir do seu periélio, o nono planeta induz perturbações na órbita de Saturno que podem ser detectadas através da análise dos dados de rádio da sonda Cassini, que orbita Saturno desde 2004. Os cientistas foram capazes de calcular o efeito induzido pelo nono planeta e comparar a órbita perturbada com os dados da Cassini. Para ângulos periélicos inferiores a 85º ou superiores a -65º, as perturbações induzidas pelo nono planeta são inconsistentes com as distâncias observadas da Cassini. O resultado é o mesmo para o setor de -130º a -100º. Este resultado permite excluir metade das direções em longitude, na qual o planeta poderá não ser encontrado. Por outro lado, verifica-se que, para algumas direções, a adição do nono planeta reduz as discrepâncias entre o modelo calculado pelos astrônomos e os dados observados, em comparação com o modelo que não inclui o nono planeta. Isto torna plausível, portanto, a presença do nono planeta para um ângulo periélico entre 108º e 129º, com uma probabilidade máxima para 117º.

© Observatoire de Paris (análise dos dados de rádio da sonda Cassini)

Análise dos dados de rádio da sonda Cassini, que define áreas proibidas (vermelho) onde as perturbações criadas pelo planeta são inconsistentes com as observações, e uma área provável (verde) onde a adição do planeta melhora a previsão do modelo, reduzindo as diferenças entre os cálculos e os dados da Cassini. A posição dos resíduos mínimos e máximos é a localização mais provável do planeta (P9). A escala está em Unidades Astronômicas.

A existência de um nono planeta só poderá ser confirmada com observações diretas, mas ao restringir as possíveis direções para pesquisa, a equipe faz aqui uma contribuição importante na sua procura.

A órbita sugerida do Planeta Nove coloca-o muito longe do Sol, tão longe que quase não reflete luz suficiente para ser detectado. Por isso, os astrônomos estão usando truques. Em vez de observarem no visível, estão à procura de outros sinais improváveis que podem ajudar a diminuir a área de pesquisa.

Nicolas Cowan da Universidade McGill em Montreal, Canadá, e colegas, calcularam que deverá emitir o seu próprio tipo de sinal detectável em ondas de rádio. O planeta proposto será grande o suficiente para ter retido uma pequena quantidade de calor durante sua formação. Usando Urano e Netuno como modelos, a equipe calculou que o planeta deverá ter uma temperatura poucas dezenas de graus acima do zero absoluto, o que significa que irradia fracas ondas milimétricas de rádio.

Existem vários telescópios que estudam os céus nestes outros comprimentos de onda, apesar dos astrônomos caçadores de planetas normalmente não os usarem. Ao invés, estes telescópios são usados, por exemplo, para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, o remanescente da primeira luz deixada para trás pelo Big Bang, que está na mesma região do espectro.

Os cosmólogos usam telescópios como o BICEP2 e o Planck para mapear a radiação e aprender mais sobre o Universo. Normalmente não se preocupam com meros planetas. A observação de um único ponto brilhante nestes comprimentos de onda não é suficiente para detectar um planeta, uma vez que pode ser apenas parte da radiação de fundo. Mas o movimento de um planeta deverá ajudar a destacar-se do fundo. Trabalhando com Nathan Kaib da Universidade de Oklahoma, EUA, a equipe calculou que a velocidade do Planeta Nove através do céu deverá ser diferente das dos milhares de asteroides igualmente brilhantes, tornando-o mais fácil de detectar com apenas alguns meses de observações.

Muitos telescópios usados para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas estão situados no polo sul com um campo de visão estreito. Isto é ideal para a cosmologia, mas não tão bom para a caça planetária; podem não estar apontando na direção do Planeta Nove. Os telescópios futuros irão procurar zonas mais amplas do céu, aumentando as hipóteses de avistar o planeta.

Este trabalho foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics no dia 22 de fevereiro de 2016.

Fonte: Observatoire de Paris

Resolvido o mistério da fonte de ondas de rádio no Universo distante

Pela primeira vez, uma equipe de cientistas rastreou a localização de uma explosão de rádio rápidas (FRB) em uma galáxia elíptica.

© J.-C. Cuillandre (galáxia elíptica M87)

A galáxia elíptica M87 mostrada acima é peculiar, aparecendo perto do centro do aglomerado de Virgem, e mostra um número invulgarmente elevado de aglomerados globulares, que são visíveis como pontos fracos que rodeiam o centro brilhante.

Uma enorme massa de estrelas emitiu ondas de rádio que se originou no Universo distante. As explosões de rádio rápidas emitem tanta energia em um milésimo de segundo enquanto o Sol emite em 10.000 anos, mas o fenômeno físico que lhes causa é desconhecido. A descoberta foi feita usando telescópios de rádio do Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO), no leste da Austrália e o telescópio japonês Subaru do National Astronomical Observatory, no Havaí.

Apenas 16 explosões foram já encontrados, mas os astrônomos estimam que elas podem ocorrer 10.000 vezes por dia por todo o céu. As explosões de rádio rápidas podem ser usadas para encontrar matéria no Universo que tinha "desaparecida". O Universo contém 70% de energia escura, 25% de matéria escura e 5% de matéria comum. Mas quando elas se somam a matéria que podemos ver nas estrelas, galáxias e gás de hidrogênio, são encontradas apenas metade da matéria comum, o resto não tem sido visto diretamente.

O telescópio Parkes detectou a FRB 150418 em 18 de abril de 2015. Duas horas depois, o telescópio de CSIRO Compact Array, 400 km ao norte de Parkes, se observou a emissão de rádio. A fonte de rádio durou seis dias antes de desaparecer. A explosão FRB 150418 foi utilizada como uma ferramenta para "pesar" o Universo, ou pelo menos a matéria normal que ele contém.

Enquanto isso, no Havaí o telescópio óptico Subaru de 8,2 metros também encontrou uma galáxia elíptica que pode ser combinada com a fonte de rádio vista pelo CSIRO Compact Array. Seu redshift (0,492) indica que está a cerca de seis bilhões de anos-luz de distância. A galáxia é antiga, e o seu período privilegiado para a formação de estrelas já foi ultrapassado. Isso pode significar que a FRB resultou de duas estrelas de nêutrons se colidindo em vez do recente nascimento de estrelas.

No futuro próximo, o Australian SKA Pathfinder (ASKAP) do CSIRO deve auxiliar na busca de explosões de rádio rápidas.

A descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation

Concurso Insight Astronomy Photographer of the Year

O Observatório Real de Greenwich, em associação com a empresa Insight Investment e a BBC Sky at Night Magazine, anunciou as datas para o concurso Insight Astronomy Photographer of the Year 2016.

© Michael Goh (a Via Láctea sobre os Pináculos na Austrália)

A sua busca global anual das mais bonitas e espetaculares visões do cosmos, sejam elas fotografias notáveis de enormes galáxias, a milhões de anos-luz de distância ou imagens surpreendentes do céu noturno, muito mais perto de nós.
Já na sua oitava edição, este concurso altamente popular começará a receber candidaturas a partir de segunda-feira, dia 29 de fevereiro e terá um prêmio monetário para todos os vencedores, sendo que o vencedor final do concurso receberá 10.000 libras.
O Concurso Insight Astronomy Photographer of the Year 2016 tem nove categorias principais:

• Paisagens do céu: imagens de paisagens urbanas ou campestres do crepúsculo e do céu noturno, onde apareçam a Via Láctea, rastros de estrelas, chuvas de meteoros, conjunções, nascer de constelações, halos e nuvens mesosféricas polares (noctilucentes), juntamente com elementos terrestres.
• Auroras: fotografias que mostrem atividade auroral
• Pessoas e Espaço: fotografias do céu noturno que incluam pessoas ou um elemento humano interessante.
• O Sol: imagens do Sol, incluindo eclipses solares e trânsitos.
• A Lua: imagens da Lua, incluindo eclipses lunares e ocultações de planetas.
• Planetas, Cometas e Asteroides: todo o restante Sistema Solar, incluindo planetas e seus satélites, cometas, asteroides e outras formas de detritos zodiacais.
• Estrelas e Nebulosas: objetos do espaço profundo que se encontrem na Via Láctea, incluindo estrelas, aglomerados estelares, restos de supernovas, nebulosas e outros fenômenos intergaláticos.
• Galáxias: objetos do espaço profundo que se encontrem para além da Via Láctea, incluindo galáxias, aglomerados de galáxias e associações estelares.
• Jovem Astrofotógrafo do Ano: fotografias tiradas por aspirantes a astrônomos com idade inferior a 16 anos.

Há também dois prêmios especiais: o Prêmio Sir Patrick Moore para a melhor fotografia tirada por um astrofotógrafo amador que tenha começado este hobby no último ano e que não tenha participado ainda neste concurso e o Robotic Scope, que premia a melhor fotografia obtida com o auxílio de um de entre um número cada vez maior de telescópios controlados por computador, situados em locais especiais em todo o mundo, aos quais qualquer pessoa pode ter acesso através da internet.
As fotografias têm que ser submetidas até 14 de abril de 2016 e as imagens vencedoras estarão em exposição no Observatório Real de Greenwich a partir de 17 de setembro de 2106.
Os fotógrafos podem concorrer online através do site do Royal Museums Greenwich. Cada participante pode submeter um máximo de cinco imagens.
O Observatório Europeu do Sul (ESO) junta-se à edição de 2016 deste concurso, contribuindo com um membro do júri do seu Departamento de Educação e Divulgação Científica (ePOD). Um ganhador do prêmio Turner, o artista Wolfgang Tillmans, fará também parte do júri deste ano.
“Estamos muito entusiasmado com a perspectiva do Observatório Europeu do Sul contribuir para esta excelente iniciativa, que faz com que as pessoas levantem os olhos para o céu, encorajando-as a, não só apreciar e compreender a beleza do Universo onde vivemos, mas também captá-la e compartilhá-la com os outros,” disse a coordenadora para a comunidade do ESO, Oana Sandu.
Os vencedores serão anunciados numa cerimônia que se realizará no Observatório Real de Greenwich em 15 de setembro de 2016. As fotografas vencedoras estarão em exibição no Centro de Astronomia a partir do dia 17 de setembro de 2016.

Fonte: ESO